Бежит ли время назад в других
вселенных?Вселенная неправильна. Это
очень странные слова, при условии, что
космологи имеют очень мало
представления об идеале для сравнения.
Как мы узнаем то, на что вселенная должна
быть похожа? Однако за эти годы мы
развили сильную интуицию для
определения того, что считать
"естественным" - и вселенная, которую мы
видим, не проходит контроль качества.

Не ошибитесь: космологи соединили
невероятно успешную картину того, из
чего сделана вселенная и то, как она
развивалась.
Приблизительно 14 миллиардов лет назад
космос был более горячим и более плотным,
чем внутренности звезды, и с тех пор он
остывал и сокращался, поскольку космос
расширяется. Эта картина примерно
объясняет каждое наблюдение, которое мы
делаем, но множество необычных
особенностей, особенно в ранней
вселенной, предполагает, что в этой
истории есть нечто ещё.

Среди неестественных аспектов
вселенной отдельно стоит асимметрия
времени. Микроскопические законы физики,
которые лежат в основе поведения
вселенной, не различают прошлое и
будущее, несмотря на то, что ранняя
горячая вселенная, плотная и гомогенная
полностью отличается от сегодняшней
вселенной - прохладной, разбавленной,
комковатой. Вселенная начиналась с
порядка и становится все более и более
хаотичной с тех пор. Асимметрия времени,
стрела, которая указывает от прошлого до
будущего, играет безошибочную роль в
наших каждодневных жизнях: она
объясняет, почему мы не можем превратить
омлет в яйцо, почему кубики льда всегда
спонтанно тают в стакане воды, и почему
мы помним прошлое, но не будущее. И
происхождение асимметрии, которую мы
испытываем, может быть прослежено
полностью назад к порядку вселенной на
момент большого взрыва. Каждый раз, когда
вы бьёте яйцо, вы занимаетесь
наблюдательной космологией.

Возможно, ось времени, самая явная
особенность вселенной, которую
космологи в настоящее время не могут
объяснить. Однако эта загадка
наблюдаемой вселенной всё больше
указывает на существование намного
большего пространства-времени, которое
мы не наблюдаем. Это поддерживает
понятие, что мы являемся частью
Мультивселенной, движущие силы которой,
по-видимому, помогают объяснять
неестественные особенности нашей
местной территории.

Загадка Энтропии

Энтропия на кухне: сырое яйцо
иллюстрирует асимметрию времени: свежее
легко бьётся, но разбитое спонтанно не
соединяет себя снова, по простой причине,
так как способов разрушить существует
больше чем способов для созидания. В
жаргоне физики, сломанное яйцо имеет
более высокую энтропию.

Физики включают понятие асимметрии
времени в знаменитом втором законе
термодинамики: энтропия в закрытой
системе никогда не уменьшается. В общем,
энтропия - мера хаотичности системы. В
19-ом столетии, австрийский физик Людвиг
Больцман объяснил энтропию в терминах
различия между микросостоянием объекта
и его макросостоянием. Если бы Вас
просили описать чашку кофе, то вы
наиболее вероятно обратились бы к ее
макросостоянию — ее температуре,
давлению и другим внешним особенностям.
Микросостояние, с другой стороны,
определяет точное положение и скорость
каждого отдельного атома в жидкости.
Много различных микросостояний
соответствует любому специфическому
макросостоянию: мы могли переместить
атом сюда и туда, и никто смотрящий на
макроскопические весы ничего не
заметит.

Энтропия - число различных
микросостояний, которые соответствуют
тому же самому макросостоянию.
(Технически, это – число цифр, или
логарифм, того числа). Таким образом,
существует больше способов упорядочить
данное число атомов в конфигурацию с
высокой энтропией, чем с низкой
энтропией равной единице. Вообразите,
что Вы льете молоко в ваш кофе. Есть очень
много способов распределить молекулы
так, чтобы молоко и кофе были полностью
смешаны вместе, но относительно немного
способов устроить их так, чтобы молоко
было отдельно от ближайшего кофе. Таким
образом, смесь имеет более высокую
энтропию.

С этой точки зрения, не удивительно, что
энтропия имеет тенденцию увеличиваться
со временем. Состояния высокой энтропии
значительно превосходят численностью
состояния низкой энтропии; почти любое
изменение в системе переведёт её в
состояние более высокой энтропии, просто
благодаря более высокому коэффициенту
вероятности. Именно поэтому существуют
смеси молока с кофе, но никогда не
получается так, что бы они не
смешивались. Хотя это физически возможно
для всех молекул молока спонтанно
сговориться и разместиться рядом друг с
другом, статистически это очень
маловероятно. Если бы вы ждали того, что
это случиться самостоятельно путём
случайной перестановки молекул, то вы
должны были бы ждать намного дольше, чем
текущий возраст заметной вселенной. Ось
времени - просто тенденция систем
развиться к одному из многочисленных,
естественных, состояний высокой
энтропии.

Но объяснение, почему состояния низкой
энтропии развиваются в состояния
высокой энтропии, отличается от
объяснения, почему энтропия
увеличивается в нашей вселенной. Вопрос
остается: Почему в начале всего энтропия
была низкой? Это кажется очень
неестественным, при условии, что
состояния низкой энтропии настолько
редки. Даже допуская, что наша вселенная
сегодня имеет среднюю энтропию, которая
не объясняет, почему энтропия была еще
ниже. Из всех возможных начальных
состояний, которые, возможно, развились
бы в нашу вселенную, подавляющее
большинство имеет высокую энтропию, а не
низкую.

Другими словами, реальный вызов
объяснить не то, почему энтропия
вселенной будет выше завтра, чем сегодня,
а то, почему энтропия была ниже вчера и
еще ниже день перед этим. Мы можем
проследить эту логику полностью назад к
началу времени в нашей видимой
вселенной. В конечном счете, асимметрия
времени - вопрос для космологии, на
который человечество ждёт ответ.


Беспорядок Пустоты

Что Гравитация делает с Энтропией: Что
называть низкой или высокой энтропией
зависит от ситуации. Физики
идентифицируют состояние высокой
энтропии системы, основываясь на том, как
система развивается в течение долгого
времени. Например, если распылённый и
достаточно прохладный газ подвергнуть
гравитационному рывку, то газ соберётся
в комок. Закон увеличения энтропии тогда
подразумевает, что комок имеет высокую
энтропию, даже притом, что на первый
взгляд это, как может показаться, газ
упорядочивается (низкая энтропия).

Ранняя вселенная была замечательным
местом. Все частицы, которые составляют
видимую вселенную в настоящее время,
были сжаты в необычно горячее, плотное
тело. Самое важное то, что они были
распределены почти однородно в этом
крошечном теле. В среднем, разница
плотности составляла приблизительно
всего 0,00001. Постепенно, поскольку
вселенная расширялась и охлаждалась,
сила тяжести увеличивала эти различия.
Области с немного большим количеством
частиц сформировали звезды и галактики,
а области с немного меньшим количеством
частиц, опустошались, чтобы сформировать
пустоты.

Ясно, гравитация была критической в
развитии вселенной. К сожалению, мы
полностью не понимаем энтропию, когда
вовлечена гравитация. Гравитация
является проявлением
пространства-времени, но мы не имеем
всесторонней теории
пространства-времени; создать её цель
квантовой теории гравитации. Принимая во
внимание, что мы можем привязать
энтропию жидкости к поведению молекул,
которые составляют её, мы не знаем то, что
составляет космос, таким образом, мы не
знаем, какие гравитационные
микросостояния соответствуют любому
специфическому макросостоянию.

Однако мы имеем грубую идею
относительно того, как развивается
энтропия. В ситуациях, где гравитация
незначительна, типа чашки кофе,
однородное распределение частиц имеет
высокую энтропию. Это состояние -
состояние равновесия. Даже когда
перестановка частиц происходит
самостоятельно, они уже так перемешаны,
что ничто уже, как кажется, не случится в
макромире. Но если гравитация важна, и
объем установлен, гладкое распределение
имеет относительно низкую энтропию. В
этом случае, система очень далека от
равновесия. Гравитация заставляет
частицы наносить удары по звездам и
галактикам, и энтропия увеличивается
заметно – в соответствии со вторым
законом.

Действительно, если мы хотим
максимизировать энтропию объема, когда
гравитация активна, мы знаем то, что мы
получим: черная дыра. В 1970-ых Стивен
Хокинг (Stephen Hawking) из Кембриджского
Университета подтвердил провокационное
предположение Джекоба Бекенштейна (Jacob
Bekenstein), ныне работающего в еврейском
Университете Иерусалима, согласно
которому черные дыры идеально
вписываются во второй закон. Как и
горячие объекты, для описания которых,
собственно, второй закон и был
первоначально сформулирован, черные
дыры испускают радиацию и имеют
значительно более высокую энтропию.
Единственная черная дыра с массой в
миллион раз больше массы Солнца, типа
той, которая живет в центре нашей
галактики, имеет в 100 раз большую
энтропию, чем все обычные частицы в
видимой вселенной.

В конечном счете, даже черные дыры
испаряются, испуская излучение Хокинга.
Черная дыра не имеет максимально
возможной энтропии — она имеет только
самую высокую энтропию, которая может
быть упакована в определенный объем.
Объем космоса во вселенной кажется,
однако, бесконечно растет. В 1998 году
астрономы обнаружили, что космическое
расширение ускоряется. Самое прямое
объяснение - существование темной
энергии - формы энергии, которая
существует даже в пустом космосе и
кажется, не растворяется, несмотря на то,
что вселенная расширяется. Это не
единственное объяснение космического
ускорения, но попытки придумать лучшую
идею, пока потерпели неудачу.

Если темная энергия не будет
растворяется, то вселенная расширится
навсегда. Отдаленные галактики исчезнут
из вида. Те, которые не не исчезнут,
разрушатся в черные дыры, которые в свою
очередь сто процентно испарятся в
ближайший мрак, как лужа высыхает в
горячий день. То, что останется -
вселенная пустая во всех смыслах и
значениях. Тогда и только тогда
вселенная действительно достигнет
максимума своей энтропии. Вселенная
будет в равновесии, и больше ничто
никогда не случится.

Может казаться странным, что пустое
место имеет такую огромную энтропию. Это
походит на высказывание, что самый
неорганизованный стол в мире является
полностью пустым столом. Энтропия
требует микросостояний, и на первый
взгляд пустое место не имеет их. В
действительности, тем не менее, пустое
место имеет большое количество
микросостояний —
квантово-гравитационные микросостояния,
встроенные в ткань космоса. Мы еще не
знаем, каковы точно эти состояния, не
знаем, какие микросостояния составляют
энтропию черной дыры, но мы
действительно знаем, что в ускоряющейся
вселенной энтропия в пределах заметного
объема приближается к постоянной
величине, пропорционально размером ее
пограничной областью. Это -
действительно огромное количество
энтропии, намного больше, чем у материи в
пределах того объема.

Прошлое против Будущего

Поразительная особенность этой истории
- явное различие между прошлым и будущим.
Вселенная начинается в состоянии очень
низкой энтропии: частицы упакованы
вместе очень равномерно. Оно развивается
через состояние средней энтропии:
комковатое распределение звезд и
галактик, которое мы видим вокруг нас
сегодня. И, в конечном счете, достигает
состояния высокой энтропии: почти
освобождённый космос, с несколькими
случайными беспризорными частицами
низкой энергии.

Почему прошлое и будущее настолько
отлично? Недостаточно просто установить
теорию начальных условий – причину,
почему вселенная началась с низкой
энтропии. Как указывает философ Хув
Прайз (Huw Price) из университета Сиднея,
любое рассуждение, которое обращается к
начальным условиям, должно также
обращаться к конечным условиям, или
иначе мы будем виновны в принятии самой
вещи, которую мы пробовали доказать —
что прошлое особенно. Или мы должны взять
глубокую асимметрию времени как
особенность вселенной, которое не
требуется объяснения, или мы должны
копнуть глубже в работу пространства и
времени.

Много космологов пробовали приписать
асимметрию времени процессу
космологической инфляции. Инфляция -
привлекательное объяснение многих
основных особенностей вселенной.
Согласно этой идее, очень ранняя
вселенная (или, по крайней мере,
некоторая часть её) была заполнена не
частицами, а скорее временной формой
темной энергии, плотность которой была
значительно выше, чем у темной энергии,
которую мы наблюдаем сегодня. Эта
энергия заставила расширение вселенной
ускоряться с фантастическим ускорением,
после чего она распалась на материю и
излучение, оставляя позади крошечный
пучок темной энергии, которая становится
уместной в наши дни. Остальная часть
истории большого взрыва, от равномерного
первичного газа до галактик, просто
вытекает из этой предпосылки.

Первоначальной мотивацией к созданию
теории инфляции было обеспечение
здравого объяснения точно настроенных
состояний в ранней вселенной, в
частности, замечательной однородной
плотности материи в отделенных областях.
Ускорение, питаемое временной темной
энергией почти совершенно разглаживает
вселенную. Предшествующее распределение
материи и энергии является
несоответствующим; однажды запущенное
расширение удаляет любые следы
существующих ранее состояний, оставляя
нас с горячей, плотной, гладкой ранней
вселенной.

Инфляционная парадигма была очень
успешна. Её предсказания небольших
отклонений от прекрасной однородности
согласуются с наблюдениями изменений
плотности во вселенной. В объяснении
асимметрии времени, однако, космологи
все более и более считают эту парадигму
чем-то вроде обмана, по причинам, которые
подчеркнул Роджер Пенроуз (Roger Penrose) из
Оксфордского Университета. Для того
чтобы процесс работал, как положено, в
начале сверхплотная темная энергия
должна находиться в очень определенной
конфигурации. Фактически, её энтропия
должна была быть фантастически меньше
чем энтропия горячего, плотного газа, в
который она якобы распалась. Это
подразумевает, что расширение
действительно не решало ни одной
загадки: оно "объясняло" состояние
необычно низкой энтропии (горячий,
плотный, однородный газ), требуя для
предшествующего состояния еще более
низкой энтропии (однородный участок
космоса во власти сверхплотной темной
энергии). Это просто возвращает загадку
на шаг назад: Почему произошло
расширение?

Одна из причин, почему так много
космологов приводят расширение как
объяснение асимметрии времени - то, что
начальная конфигурация темной энергии
не кажется всем неправдоподобной. Во
время расширения, наша видимая вселенная
в диаметре была меньше чем несколько
сантиметров. Чисто интуитивно, такая
крошечная область не имеет много
микросостояний, таким образом, нет
ничего настолько невероятного для
вселенной в том, чтобы случайно
наткнуться в микросостояние,
соответствующее расширению.
К сожалению, наша интуиция вводит нас
заблуждение. Ранняя вселенная, даже если
она всего сантиметр в диаметре, имеет
точно то же самое число микросостояний,
что и вся видимая вселенная сегодня.
Согласно правилам квантовой механики,
никогда не изменяется общее количество
микросостояний в системе. (Энтропия
увеличивается, однако, не потому что
увеличивается число микросостояний, а
потому что система естественно
переводит себя в макросостояние с
наибольшим коэффициентом вероятности).
Фактически, ранняя вселенная - та же
самая физическая система, как и нынешняя
вселенная. Одна система
эволюционировала из другой.

Среди всех различных путей, которыми
микросостояния вселенной могут
расположить себя, только невероятно
крошечная доля соответствует
равномерной конфигурации сверхплотной
темной энергии, упакованной в крошечный
объем. Условия необходимые для старта
расширения, чрезвычайно
специализированы и поэтому описывают
очень низкую конфигурацию энтропии. Если
бы вы должны были выбрать конфигурации
вселенной случайным образом, вы вряд ли
выбрали правильные условия для начала
расширения. Инфляция отдельно не
объясняет, почему ранняя вселенная имеет
низкую энтропию; она просто
предполагает, что это случилось.

Симметрия времени во Вселенной
Таким образом, инфляция не помогает в
объяснении, почему прошлое отличается от
будущего. Одна смелая, но простая
стратегия состоит в том, чтобы сказать:
возможно, очень далекое прошлое не
отличается от конечного будущего.
Возможно отдаленное прошлое, как и
будущее, является фактически состоянием
высокой энтропии. Если так, то горячее,
плотное состояние, которое мы назвали
“ранней вселенной”, фактически не
является истинным началом вселенной, а
скорее только переходное состояние
между стадиями её истории.

Восстановление симметрии к Времени.
Согласно стандартной модели космологии,
вселенная началась как почти однородный
газ и закончится как почти пустое место,
короче говоря, она пройдёт путь от низкой
энтропии к высокой энтропии, конечное
условие физики называют тепловой
смертью. Но эта модель не в состоянии
объяснить, что настроило начальное
состоянии низкой энтропии. Авторская
модель добавляет период предыстории.
Вселенная началась пустой и закончится
пустой - появление звезд и галактик -
временное отклонение от его обычного
условия равновесия. Рисунок сверху
является схематическим; он не показывает
космическое расширение.

Некоторые космологи воображают, что
вселенная прошла через "сильный взрыв".
Перед этим событием, космос сжимался, но
вместо того, чтобы просто потерпеть крах
в точке бесконечной плотности, вселенная
находит другой выход - в том, что мы
теперь называем большим взрывом.
Заинтриговывая, космология взрыва не
объясняет ось времени. Либо энтропия
увеличивалась бы, как только
предшествующая вселенная приблизилась к
переломному моменту — тогда либо ось
времени продлена бесконечно далеко в
прошлое, либо же энтропия уменьшалась,
когда создалось неестественное
состояние низкой энтропии в середине
истории вселенной (в сильном взрыве).
Любым путем, мы снова переложили
ответственность по вопросу об энтропии
на то, что мы называем большим взрывом.

Вместо этого позвольте нам
предполагать, что вселенная началась в
состоянии высокой энтропии, которое
является его самым естественным
состоянием. Хороший кандидат на такое
состояние - пустой космос. Как любое
хорошее состояние высокой энтропии,
тенденция пустого космоса состоит в том,
чтобы быть неизменным. Таким образом,
есть проблема: Как мы получили нашу
текущую вселенную из пустынного и
неподвижного пространства-времени?
Секрет может находиться в факте
существования темной энергии.
В присутствии темной энергии, пустой
космос не полностью пуст. Колебания
квантовых полей являются источником
очень низкой температуры - чрезвычайно
ниже, чем температура сегодняшней
вселенной, но, тем не менее, не совсем
равной абсолютному нулю. В такой
вселенной все квантовые поля испытывают
случайные тепловые колебания. Это
означает, что они не являются совершенно
неподвижными; если мы будем достаточно
долго ждать, то сможет наблюдать
индивидуальные частицы и даже
существенные скопления частиц, которые
будут колебаться, только чтобы еще раз
рассеяться в вакууме. (Они - реальные
частицы, в противоположность недолгим
"виртуальным" частицам, которые пустой
космос содержит даже в отсутствии темной
энергии.)

Среди вещей, которые могут колебаться –
маленькие участки сверхплотной темной
энергии. Если состояния правильны, тот
участок может подвергнуться расширению
и отделению для формирования отдельной
вселенной: вселенная – ребенок. Наша
вселенная может быть потомством
некоторой другой вселенной.

Поверхностно, этот сценарий имеет
некоторое сходство со стандартным
мнением об инфляции. Там также мы
устанавливаем, что участок сверхплотной
темной энергии возникает случайно,
зажигая расширение. Различие - характер
стартовых условий. В стандартном мнении,
участок возникает в дико колеблющейся
вселенной, в которой большая часть
колебаний не производит ничего
напоминающего инфляцию. Кажется, для
вселенной намного более вероятно, что
колебания перешли бы прямо в горячий
большой взрыв, обходя в целом
инфляционную стадию. Действительно, как
только энтропия будет затронута, более
вероятно то, что вселенная будет
колебаться, приходя в конфигурацию,
которую мы видим сегодня, обходя
прошедшие 14 миллиардов лет космического
развития.

В этом новом сценарии, ранняя вселенная
никогда не колебалась беспорядочно; она
была в очень определенном состоянии:
пустой космос. То, чего эта теория
требует – и то, что ещё требуется
подтвердить, что наиболее вероятный
способ создавать вселенные, такие как
наша из такого предшествующего
состояния состоит в том, чтобы пройти
период инфляции, вместо того, чтобы
непосредственно так колебаться. Наша
вселенная, другими словами, колебание, но
не случайное.

Emit fo Worra

Этот сценарий, предложенный в 2004 году
Дженнифер Чен (Jennifer Chen) и Шоном М.
Карроллом (Sean M Carroll), обеспечивает
провокационное решение происхождения
асимметрии времени в нашей видимой
вселенной: мы видим только крошечный
участок большой картины, и эта большая
арена является полностью симметричной
времени. Энтропия может увеличиться
безгранично с помощью создания новых
вселенных отпрысков.

Лучше всего, эту историю можно
рассказать как вперед, так и назад во
времени. Вообразите, что мы начинаем с
пустого космоса в некоторый
специфический момент и наблюдаем, что он
развивается в будущее и в прошлое. (Он
идет в оба пути, потому что мы не
предполагаем однонаправленную ось
времени). Вселенные-потомки колеблются в
обоих направлениях времени, в конечном
счете, опустошаясь и рождая собственных
младенцев. Эта Мультивселенная, в
сверхбольших масштабах, выглядела бы
статистически симметрической
относительно времени — и прошлое и
будущее покажут новые вселенные, живо
колеблющиеся и безгранично растущие. У
каждой из них была бы ось времени, но
половина будет иметь ось, которая
направлена полностью в противоположную
сторону.

Идея относительно вселенной с обратной
осью времени могла бы казаться
тревожной. Если бы мы встретили кого-то
из этой вселенной, то помнили ли бы они
будущее? К счастью, нет никакой опасности
такого свидания. В сценарии описаны,
единственные места, где время, кажется,
бежит назад, чрезвычайно далеко в нашем
прошлом — перед нашим большим взрывом.
Между ними находится широкое
пространство вселенной, в которой время,
кажется, не бежит вообще; материя не
существует, и энтропия не развивается.
Любые существа, которые жили бы в одной
из этих полностью измененных временем
областей, не будут рождаться старыми и
умирать молодыми. У них время текло бы
совершенно обычно. Только сравнивая
такую вселенную с нашей, всё будет
казаться необычным - наше прошлое - их
будущее, и наоборот. Но такое сравнение
является просто гипотетическим,
поскольку мы не можем добраться туда, и
они не могут прибыть сюда.
Космологи рассматривали идею
относительно вселенных-потомков много
лет, но они не понимаем процесс рождения.
Если квантовые колебания могли бы
создать новые вселенные, они могли бы
также создать много других вещей,
например, всю галактику. Для этого
сценария чтобы объяснить видимую
вселенную, он должен предсказать, что
большинство галактик возникает после
больших, взрывоподобных событий и не из
одиноких колебаний в пустой вселенной. В
противном случае наша вселенная
казалась бы очень неестественной.

Но это идея не является специфическим
сценарием для структуры
пространства-времени в сверхбольших
размерах. Эта мысль, что поразительная
особенность нашего видимого космоса —
ось времени, является результатом очень
низких состояний энтропии в ранней
вселенной — может предоставить нам
ключи о характере невидимой вселенной.

Как упомянуто в начале этой статьи,
хорошо иметь картину, которая
соответствует данным, но космологи хотят
больше этого: они ищут понимание законов
природы и нашей специфической вселенной,
в которой все это имеет смысл к нам. Мы не
хотим опуститься до принятия странных
особенностей нашей вселенной как грубые
факты. Драматическая асимметрия времени
нашего видимого космоса, кажется,
предлагает нам, ключ кое к чему более
глубокому – намек на окончательные
работы по пространству и времени. Их
задача как физиков состоит в том, чтобы
использовать эти и другие ключи, чтобы
получить всю картинку.

Если бы видимая вселенная была всем, что
существует, то было бы почти невозможно
объяснять ось времени естественным
способом. Но если вселенная вокруг нас -
крошечная часть намного большей картины,
то представляются новые возможности.

Люди могут постичь свою частицу
вселенной только как одну часть загадки,
часть тенденции большей системы
беспредельно увеличить свою энтропию в
очень далеком прошлом и очень далеком
будущем. Если перефразировать физика
Эдварда Трайона, (Edward Tryon), легче понять,
что Большой Взрыв не является началом
всего, он только одна из тех вещей,
которая случается время от времени.

Другие исследователи работают со
связанными идеями, поскольку все больше
космологов занимается серьезно
проблемой, связанной с осью времени.
Достаточно легко наблюдать ось — все,
что вы должны сделать - налить немного
молока в ваш кофе. Потягивая его, вы
можете рассмотреть, как этот простой акт
может быть прослежен полностью назад к
началу нашей видимой вселенной и,
возможно, вне ее.


-- 
Komentuoju straipsnį http://www.culture.lt/satenai/?st_id=16908